UM TÊNUE INDÍCIO DOS NEUTRINOS DEIXADOS POR TODAS AS SUPERNOVAS DO PASSADO

Algumas vezes por segundo, em algum lugar do universo observável, o núcleo de uma estrela colapsa. Espera-se que cada colapso libere uma quantidade enorme de energia, cerca de 10⁵³ erg (10⁴⁶ joules), cerca de 99% dela levada pelos neutrinos, partículas quase sem massa que atravessam quase toda a matéria. No entanto, rajadas de neutrinos de supernovas próximas chegam apenas algumas vezes por século. Desde os 24 neutrinos captados da supernova SN 1987A, voltar a captar neutrinos de supernovas tem sido um objetivo central da astronomia de neutrinos.

A soma de todos os colapsos desde que as estrelas começaram a se formar

Há outro caminho. Somando os neutrinos de todos os colapsos de núcleo desde o início da formação de estrelas, obtém-se o fundo difuso de neutrinos de supernovas (DSNB, na sigla em inglês): um fluxo constante que chega igualmente de todas as direções. Seu espectro — quantos neutrinos há em cada energia — diria algo sobre como as estrelas colapsam, que fração dos colapsos forma buracos negros e como a química das galáxias evoluiu.

Existem muitas previsões. Já foram feitas buscas em detectores de água e de cintilador líquido, mas até agora nenhuma tinha encontrado um excesso significativo, e esta, como se verá abaixo, ainda é apenas um indício.

Um clarão, depois um nêutron

Um colapso emite todos os tipos de neutrino. A maioria das buscas, inclusive esta, mira um deles, o antineutrino do elétron (ν̄e), por meio de uma reação com um próton:

ν̄e + p → e⁺ + n

O próton se torna um pósitron (e⁺, um elétron de carga positiva) e um nêutron. Na faixa de energia que importa aqui, aproximadamente de 10 a 30 MeV (milhões de elétron-volts), essa reação é cerca de cem vezes mais provável do que um neutrino ricochetear num elétron.

O Super-Kamiokande (SK) é um tanque gigante de água vigiado por sensores de luz, na mina de Kamioka, em Gifu, no Japão; a análise usa 22,5 quilotoneladas da sua água. Uma partícula carregada rápida que atravessa a água emite um tênue cone de luz, chamado luz Cherenkov: o do pósitron é registrado por tubos fotomultiplicadores (os sensores de luz). O nêutron é capturado um pouco mais tarde por um núcleo atômico, que libera um segundo clarão de luz, mais fraco: após cerca de 200 microssegundos em água pura, cerca de 60 quando o gadolínio, um metal que captura nêutrons com muito mais facilidade, está dissolvido nela, a 0,033%. Ver o clarão e depois a captura — a “marcação de nêutrons” (neutron tagging) — é importante, porque o sinal esperado é de apenas alguns eventos por ano.

5.003 dias em seis fases

Os dados vão de outubro de 2008 a março de 2026: 5.003,0 dias de registro, em seis fases. As duas primeiras usaram água pura. Depois, sulfato de gadolínio foi dissolvido nela: 13 toneladas e, em seguida, mais 26,1 toneladas, o que elevou a fração de nêutrons capturados pelo gadolínio de 50% para 75%. A fração de nêutrons marcados subiu junto: 10–30% em água pura, 60–70% na concentração mais alta. Em outubro de 2023, uma falha das bobinas que anulam o campo magnético da Terra em volta do detector reduziu o sinal de alguns sensores por 191,8 dias, até os reparos.

Eventos candidatos se acumulando ao longo das seis fases: total (azul), com exatamente um nêutron marcado (vermelho) ou não (verde); a linha vermelha fica mais íngreme após as cargas de gadolínio. — Figura 4, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

Impostores um milhão de vezes mais comuns

Os múons dos raios cósmicos (primos mais pesados do elétron, produzidos quando os raios cósmicos atingem a alta atmosfera) quebram núcleos de oxigênio da água em isótopos radioativos cujos decaimentos superam o sinal esperado em até um milhão para um abaixo de cerca de 20 MeV. A maioria não emite nêutron, então exigir um nêutron os elimina. O lítio-9 é a exceção: ele decai num elétron e num nêutron, uma cópia perfeita do sinal (meia-vida: 0,178 segundo).

Os neutrinos atmosféricos são a outra armadilha. Alguns arrancam um nêutron de um núcleo e liberam raios gama, imitando o par clarão-nêutron. Outros criam um múon, que decai em microssegundos num elétron; com um nêutron, esse par também imita o sinal. A nova análise acrescenta:

• um filtro de aprendizado de máquina para esses impostores de raios gama, que mantém 89% do sinal real em vez de 79% e reduz à metade os impostores restantes, de 10% para 5%;
• uma forma de distinguir o elétron de decaimento de um múon de uma captura pelo gadolínio, em vez de descartar eventos, o que antes custava cerca de 10% do sinal;
• incertezas menores: 45% em vez de 70% na taxa desses eventos atmosféricos, 30% em vez de 50% no lítio-9 remanescente.

Uma escolha vai na direção oposta. Nos anos de água pura, entre os eventos sem exatamente um nêutron marcado, o ajuste encontrou uma contribuição extra em energias medidas entre 15,5 e 21,5 MeV, mais ou menos do tamanho do sinal de supernova esperado ali — muito provavelmente, dizem os autores, resíduos de raios cósmicos que o modelo deles não capta. Eles elevaram o limiar para esses eventos para 21,5 MeV em todas as fases e o baixaram de 15,5 para 11,5 MeV para os eventos com exatamente um nêutron marcado. Juntas, as duas mudanças custam 13,9% do sinal esperado.

O que 2,6 sigma diz, e o que não diz

O ajuste final reúne todas as fases, seis regiões de dados e sete ingredientes: o sinal mais seis fundos. Com um modelo de referência para a forma do sinal (Horiuchi e colegas, 2009):

• fluxo de melhor ajuste: 3,6 (+1,6/−1,5) antineutrinos por centímetro quadrado por segundo acima de 13,3 MeV, ou 4,8 (+2,2/−2,0) eventos por ano no SK;
• significância: 2,6 sigma;
• só as fases com gadolínio (1.653,7 dias): 2,2 sigma; só as fases de água pura (3.349,3 dias): 1,4 sigma — a marcação de nêutrons muito melhor do gadolínio pesa mais do que seu período de registro mais curto;
• duas outras formas de sinal dão 2,7 e 2,6 sigma;
• o fluxo fica perto do topo da faixa de 2,1 a 3,9 prevista pelo modelo de referência.

O que significa 2,6 sigma? Se o SK estivesse registrando apenas ruído de fundo, sem nenhum neutrino de supernova, dados como esses seriam improváveis: os autores desfavorecem essa hipótese de “nada além do fundo” com um nível de confiança de 99,5%. É por isso que eles falam em um indício — nas palavras deles, o primeiro para esse sinal — e não em uma observação.

O quanto cada fluxo se ajusta mal aos dados (preto: todas as fases; tracejado: cada fase isolada): a curva atinge o mínimo perto de 3,6 e, no fluxo zero, sobe entre as linhas de 2 sigma e 3 sigma. — Figura 5, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

Uma contagem mais grosseira, uma tensão mais fraca

Uma verificação cruzada que não supõe nenhuma forma para o sinal — simplesmente contando os candidatos com um nêutron marcado entre 13,3 e 31,3 MeV contra o fundo esperado — dá uma tensão de apenas 1,8 sigma. E acima de 17,3 MeV, o novo fluxo, 1,8 (+0,8/−0,7) por centímetro quadrado por segundo, concorda, dentro das incertezas, com o valor de 1,4 (+1,5/−1,2) encontrado pela busca anterior da colaboração apenas com dados de gadolínio.